Вселенная, жизнь, разум - стр. 69
Интересно, что галактическое ядро также является источником инфракрасного излучения. Угловые размеры этого источника – 10 секунд дуги, т. е. такие же, как и у совпадающего с ним радиоисточника. Из-за огромной величины поглощения света межзвездной пылью оптическое излучение ядра нашей Галактики наблюдать нельзя. Тем не менее из анализа инфракрасного излучения ядра можно сделать вывод, что там, в области поперечником всего лишь в 1 пк, находится несколько миллионов звезд. Это означает, что звездная плотность ядра нашей Галактики в десятки миллионов раз больше, чем в «галактических» окрестностях Солнца!
Рис. 14. «Радиоизображение» галактики NGC 5128
В центре туманности Андромеды в оптических лучах наблюдается компактный объект с угловыми размерами 1″ × 1,5″. Его видимая звездная величина около 12>m. Так как расстояние до этой гигантской звездной системы около 700 000 пк, то линейные размеры ее ядра 3 × 5 пк, а светимость соответствует нескольким десяткам миллионов Солнц. Заметим, что оптические наблюдения ядра туманности Андромеды возможны потому, что ее экваториальная плоскость наклонена к лучу зрения под большим углом, так что протяженность поглощающего свет слоя межзвездной пыли сравнительно невелика. Между тем из-за того что Солнце находится очень близко от галактической плоскости, к которой концентрируется межзвездная пыль, излучение от центра нашей Галактики проходит через огромную толщу поглощающего свет вещества.
Рис. 15. «Радиоизображение» области галактического центра
В 1963 г. были обнаружены метагалактические (т. е. расположенные за пределами нашей Галактики) объекты нового типа. Это открытие было сделано голландским астрономом Маартеном Шмидтом, работающим в
Калифорнии. Указанные объекты имеют звездообразный вид и некоторые из них еще раньше были отождествлены с радиоисточниками весьма малых угловых размеров. Спектр этих «квазизвездных объектов», или, как их сейчас повсеместно называют, квазаров состоит из ярких линий излучения на «непрерывном» фоне. Совершенно неожиданно Шмидт отождествил их с обычными линиями водорода, кислорода и магния, но только сильно смещенными по спектру в красную сторону. Если через Δλ = λ – λ>0обозначить разность наблюдаемой длины волны и измеренной в лаборатории или в «близких» туманностях, то величина z = (λ – λ>0)/λ>0 характеризует красное смещение спектральных линий. Она одинакова для всех линий данного источника. Для первого из исследованных Шмидтом квазаров z >= 0,36. В дальнейшем было открыто много (несколько сотен) подобных объектов, причем наибольшее из известных красных смещений